هسته‌زایی طلا در کیهان

هسته‌زایی طلا در کیهان
طلا از دیرباز نه تنها به خاطر زیبایی و عملکردش بلکه به دلیل کمیاب بودن آن مورد توجه انسان‌ها بوده است. طلا علاوه بر روی زمین در سراسر کیهان نیز کمیاب است و تنها 0/004 قسمت در میلیارد را بر اساس شمارش اتمی تشکیل می‌دهد[1]. دلیل این کمیاب بودن شرایط سخت مورد نیاز برای تولید آن است. این گزارش به بررسی فرآیندهایی می‌پردازد که منجر به تشکیل طلا در کیهان و جهان هستی می‌شود و سازوکار پشت این فرآیندها را بررسی می‌کند.
طلا عنصری با تعداد 79 پروتون و در تنها ایزوتوپ پایدار آن، 118 نوترون با عدد جرمی 197 می‌باشد[2]. ساختار اتمی آن در شکل 1 نشان داده شده است. سایر ایزوتوپ‌های طلا نیمه عمر کوتاهی دارند[3] ، بنابراین همه مباحث این نوشتار در مورد طلای قابل مشاهده در جهان هستی به این ایزوتوپ پایدار اشاره دارد.

هسته‌زایی عناصر
همه چیز در جهان هستی در طول سه دقیقه اول مه‌بانگ تشکیل شده‌اند، اما در این شرایط سخت و بحرانی حداکثر عناصر هیدروژن، هلیوم و مقادیر کمی لیتیوم بوجود آمده‌اند و سایر عناصر تحت فرآیندهای جایگزین از این عناصر اولیه ساخته شده‌اند. این روش تولید عناصر را هسته‌زایی می‌نامند و از طریق چندین فرآیند مختلف انجام می‌شود که همه آنها به ستارگان مربوط هستند[4]. ستارگان در مرکز خود از واکنش‌های هم‌جوشی انرژی می‌گیرند و هسته‌های سبک‌تر در اثر گداخت به هسته‌های سنگین‌تر تبدیل می‌شوند. اختلاف جرم بین فراورده‌های حاصل باعث آزاد شدن انرژی (از طریق E=mc2) می‌شود که واکنش گرمازا نامیده می‌شود. این واکنش‌ها باعث خروج انرژی عظیم از ستارگان می‌شوند. نوع هسته‌هایی که می‌توانند در مرکز ستاره گداخته شوند، به دمای مرکز ستاره بستگی دارند و دماهای بالاتری برای گداخت هسته‌های سنگین‌تر مورد نیاز است. فقط ستارگان با جرم کافی قادر به ایجاد نیروهای گرانشی هستند که به هسته‌های سنگین‌تر اجازه گداخت می‌دهند و صرف نظر از جرم ستاره، پس از تولید آهن در مرکز ستاره، این فرآیندها متوقف می‌شوند. آهن و به ویژه ایزوتوپ 56Fe ، پایدارترین پیکربندی هسته‌ای را دارا می‌باشد و خیلی بیش‌تر از انرژی که خود تولید می‌کند به انرژی نیاز دارد تا هسته‌های سنگین‌تری تشکیل شود. تشکیل عناصر سنگین‌تر از آهن یک فرایند گرماگیر است. با این حال، از آنجایی که طلا با 79 پروتون، بسیار سنگین‌تر از آهن با 26 پروتون است، فرآیندهای هم‌جوشی در خارج از مرکز ستاره‌ها باید وجود داشته باشند تا امکان ساختن هسته‌های سنگین‌تری بوجود آید. دو فرآیند برای ساخت هسته‌های سنگین‌تر از آهن شناسایی شده‌اند (به چند فرایند دیگر از نظر تئوری در قسمت [5] اشاره شده است) که توسط کار خلاقانه گروه BBFH 1 شناسایی شده‌اند که هسته‌زایی عناصر سنگین[6] را تشریح می‌کنند. به دلیل ماهیت گرماگیر بودن هم‌جوشی 56Fe و سد کولن2 که در آن دافعه مثبت بیشتر از انرژی‌های جاذبه پروتون است، هسته‌زایی عناصر سنگین بوسیله فرآیندهای دوگانه جذب نوترون و واپاشی بتا هدایت می‌شود.
فرآیندهای کلیدی در هسته‌زایی عناصر سنگین
جذب نوترون شامل یک نوترون آزاد است که توسط یک هسته گرفته می‌شود. از آنجایی‌که نوترون‌ها از نظر الکتریکی خنثی هستند، لازم نیست که بر سد کولن غلبه کنند و صرفاً به انرژی کافی برای نفوذ درون هسته نیاز دارند. با این حال، از آنجایی که هسته‌ها بسیار کوچک هستند (با مقطع 10-15 متر)، نوترون هدف کوچکی برای برخورد دارد (اندازه این هدف به مقطع جذب نوترون اشاره می‌شود). برای دستیابی به جذب نوترون توسط یک هسته، معمولاً به تعداد زیادی نوترون نیاز است که به آن شار نوترون می‌گویند. واپاشی بتا[7] فرآیندی است که در آن یک نوترون درون هسته به پروتون تبدیل می‌شود و یک الکترون و یک پاد ‌نوترینو آزاد می‌کند[8]. واپاشی بتا در هسته‌زایی عناصر سنگین نقش اساسی دارد، زیرا تعداد پروتون (Z) هسته را افزایش می‌دهد و امکان ساخت عناصر سنگین‌تر را فراهم می‌کند. نمودار شکل 2 نقش اصلی در مباحث هسته‌زایی و گواهی بر برخی از نتایج دارد. در این نمودار دوره‌های زمانی واپاشی بتا برای پیکربندی‌های هسته‌های مختلف، با تعداد نوترون (N) در محور افقی و تعداد پروتون (Z) در محور عمودی ترسیم شده است. دوره زمانی واپاشی بتا معیاری برای سنجش پایداری یک هسته است. خط سیاه نازکی که از میان نمودار عبور می‌کند به عنوان مرز پایداری نامیده می‌شود و پیکربندی‌های پروتون/نوترون را توصیف می‌کند که پایدارترین ایزوتوپ‌های هسته‌ای را تشکیل می‌دهند. نسبت نوترون به پروتون در هر طرف مرز پایداری باعث واپاشی هسته می‌شود.

می‌بینیم که جذب نوترون باعث حرکت یک هسته در امتداد محور افقی می‌شود، و هر چه به صورت افقی از مرز پایداری دور شود، مقیاس زمانی کوتاه‌تری پیش از روی‌دادن واپاشی بتا طی می‌کند. واپاشی بتا، با افزایش تعداد پروتون و کاهش تعداد نوترون همراه است و هسته را به سمت بالا و چپ منتقل می‌کند و هسته‌های متفاوتی با عدد اتمی یکسان ایجاد می‌کند. در نهایت، لبه سمت راست ناحیه رسم شده به این موضوع اشاره دارد که نوترون‌هایی که از دست می‌روند و به پروتون تبدیل می‌شوند بیش از نوترون‌هایی هستند که دریافت می‌شوند (نقطه اشباع تئوری برای جذب نوترون). گروه BBFH دو فرآیند S (Slow) و فرآیند R (Rapid) را معرفی کرد که منجر به زایش عناصر سنگین‌تر از طریق جذب نوترون می‌شوند که به ترتیب به فرایند “آهسته” و فرایند “سریع” اشاره می‌کنند. رابطه میان زمان بین جذب نوترون (Tn) و زمان بین رویدادهای واپاشی بتا (Tβ)، تعیین کننده رخ دادن هر کدام از دو فرایند مذکور است. Tn به شار نوترون وابسته است، در حالی که Tβ فقط به گونه‌های هسته‌ای وابسته است. پیش‌بینی سهم فرآیند S در زایش هسته طلا حدود 8/%5 است، بنابراین بحث ما در مورد فرآیند S محدود خواهد بود. شکل 2 فروانی عنصری را بر حسب عدد جرمی در نتیجه فرایندهای S و R را نشان می‌دهد.
هسته‌زایی فرآیند S (فرایند آهسته)
فرآیند S به جذب آهسته نوترون اشاره دارد و به واپاشی بتا اجازه می‌دهد تا بین جذب‌ها روی دهد. در واقع مدل‌های محاسباتی فرآیند S ، به طور معمول رویداد جذب هزاران سال طول می‌کشد[10]. به این معنی همانطور که در شکل 2 دیده می‌شود در واپاشی بتا، یک نوترون با از دست دادن یک الکترون به پروتون تبدیل می‌شود و در پیکربندی نشان داده به سمت بالا حرکت می‌کند. این روند بسیار نزدیک به مرز پایداری است. گرفتن تک نوترون توسط یک هسته را می‌توان به راحتی در آزمایشگاه بازسازی کرد، و این فرآیند به خوبی مورد مطالعه و تأیید قرار گرفته است. اعتقاد بر این است که فرآیند S در ستارگان با جرم متوسط (8/0 تا 8 برابر جرم خورشید) در مرحله آخر انجام می‌شود، اگرچه بر اساس تجزیه و تحلیل اتمسفر ستاره‌ای ستارگان همدم[11] شواهد جدیدی در حال ظهور است مبنی بر اینکه ستارگان شاخه غول‌آسای مجانبی نیز ممکن است محل تولید باشند.

هسته‌زایی فرآیند R (فرایند سریع)
برخلاف فرایند S ، فرآیند R را نمی‌توان در آزمایشگاه‌ها شبیه سازی کرد و عملکرد آن به طور کامل درک نشده است. با این حال، شواهد زیادی وجود دارد که می‌توان ابرنواختر نوع II را به عنوان محل اصلی هسته‌زایی فرآیند R در کیهان پیشنهاد کرد (شکل 3)، که برخورد ستاره نوترونی به عنوان یک مکانیسم کمکی، کمتر پیشنهاد شده است. دلیل اصلی پیشنهاد ابرنواختر نوع II ، شار بالای نوترونی مورد نیاز است که به یک رویداد انفجاری نیاز دارد. درک ما از واکنش‌های فرآیند R در هنگام رویداد ابرنواختر در چند جهت محدود است، به ویژه یکی مشکل مدل‌سازی دقیق ابرنواختر و دیگری فقدان داده‌های تجربی در مورد نرخ واپاشی هسته‌های بسیار ناپایدار است، که به فرایند مرز کاهش نوترون می‌انجامد. هسته‌زایی فرآیند R باید در شرایطی اتفاق بیافتد که شار نوترون کافی وجود داشته باشد تا بتوان نوترون اضافی را قبل از شروع واپاشی بتا جذب کرد، به این معنی که می‌توان هسته‌های ناپایدار بیشتری با تعداد نوترون بیشتر ایجاد کرد (به صورت جذب آهسته و پیوسته نوترون). رویدادهایی که شار نوترونی کافی ایجاد می‌کنند تا این سطح از جذب نوترون را فراهم کنند، برای دوره‌های طولانی پایدار نیستند تا هنگامی که شار نوترون کاهش می‌یابد، واپاشی بتا می‌تواند ادامه یابد و به هسته‌های سرشار از نوترون این اجازه را می‌دهد تا از طریق واپاشی بتا به سمت مرز پایداری حرکت کنند. با این حال، تعداد بیشتر نوترون‌های درگیر در فرآیند واپاشی بتا به این معنی است که اعداد اتمی (Z) بسیار بالاتری را می‌توان در دوره‌های زمانی بسیار کوتاه‌تری بدست آورد (در اصل مدت زمان رویداد شار نوترون به اضافه مدت زمان واپاشی بتا بعدی)، و اعداد اتمی (Z) بسیار بالاتر را می‌توان با سهولت بیشتری بدست آورد (عناصر سنگین‌تر از پولونیوم تا اورانیوم[12] منحصراً از طریق فرآیند R تولید می‌شوند). طلا با 79 پروتون یکی از این عناصر است که از طریق هسته‌زایی فرآیند R ، بسیار آسان‌تر از فرآیند S تولید می‌شود و تقریباً 95 درصد طلا از طریق این مکانیسم تولید می‌شود[13]. با توجه به عدم وجود یک مدل دقیق برای رویداد ابرنواختر، تاکنون روش تأیید شده‌ای برای تولید طلا از مسیر واپاشی مشخص نشده است.به بیان ساده، به شرط موازنه معادلات ، آنگاه هر فرآیند جذب و واپاشی نوترون که منجر به تولید 79 پروتون و 118 نوترون در هسته می‌شود ، می‌تواند کاندید باشد، مانند واپاشی بتا در 197Hg .
هسته‌زایی فرآیند R در ابرنواختر برانگیخته شده
فروپاشی یک ستاره پرجرم (بیش از 8 برابر جرم خورشید) باعث ایجاد چندین فرایند می‌شود که برای ایجاد شرایط مناسب رویداد R مهم هستند. فروپاشی پرجرم گرانشی در هسته آهن همانند محصولات هم‌جوشی، به اندازه کافی برانگیخته هستند که با فشار الکترون باعث ترکیب الکترون و پروتون در هسته و تبدیل آنها به نوترون و آزاد شدن نوترینو منجر شود. توده زیادی از اتم‌های تبدیل شده باعث انتشار عظیم نوترینو می‌شود[14]. مقاومت کوانتومی در هسته نوترونی تازه ایجاد شده، موج ضربه‌ای ایجاد می‌کند که از هسته منتشر می‌شود و به لایه‌های بیرونی ستاره در حال مرگ ضربه می‌زند. سرانجام فروپاشی گرانشی، مقادیر سترگی از انرژی را در دماهای بسیار بالا آزاد می‌کند که از طریق واکنش‌های پرتو گاما، مقدار بیشتری نوترینو تولید می‌کنند[15] ، که از هسته خارج می‌شوند و منجر به موج تکانه‌ای آهسته در پوسته و مواد اطراف آن می‌شوند.

انرژی حاصل از برهم‌کنش شار نوترینو با ماده چگال در قسمت جلویی موج تکانه‌ای باعث ایجاد واپاشی بتا، هر دوی مثبت و منفی می‌شود و دریایی از پروتون‌ها و نوترون‌ها را به عنوان محصولات نهایی ایجاد می‌کنند که سرچشمه نوترون‌ها برای فرآیند R می‌باشند. (موج تکانه‌ای ماده را فشرده می‌کند تا به چگالی بسیار بالایی برسد و احتمال برهم‌کنش نوترینو را برخلاف انتظار افزایش می‌دهد.) عناصر سنگین‌تر در فرآیند R در دمای حدود 109 کلوین و چگالی نوترونی فرضی 1020 تا 1030 بر سانتی‌متر مکعب زایش می‌شوند[16]. در طول شکل‌گیری فرآیند R در ابرنواختر، شار نوترونی زیاد با مقادیر سترگی از پرتوهای گاما همراه می‌شوند که باعث می‌شود فرآیندی به نام نور-تجزیه اتفاق بیافتد، (نوترون‌ها به معنای واقعی کلمه از هسته‌ها جدا می‌شوند). در محیط‌های ابرنواختر، هم جذب نوترون و هم نور-تجزیه در مقیاس‌های زمانی کوتاه‌تر از واپاشی بتا روی می‌دهد، به این معنی که بر‌هم‌کنش میان این دو فرآیند، سرعت جذب نوترون و بنابراین حداکثر فراوانی را در طول زنجیره ایزوتوپی تعیین می‌کند (توزیع ایزوتوپ‌ها با تعداد نوترون‌های هسته تعیین می‌شود) و هنگامی که شار نوترون ناپدید می‌شود، پیکربندی‌های هسته‌ای باقی می‌ماند، همچنانکه آن باید در رویدادهای انفجاری کوتاه مدت انجام شود. به دلیل تعداد زیادی رویدادهای واپاشی بتا که برای تبدیل 56Fe به 197Au مورد نیاز است، یک توالی جذب/واپاشی منفرد امکان پذیر نیست. در عوض، استمرار شار نوترون بسیار زیاد رها شده توسط یک ابرنواختر از زمان واپاشی بتا برای تعدادی از هسته‌های ناپایدار تولید شده تجاوز می‌کند، و بار دیگر با مشاهده شکل 2 می‌بینیم که با نزدیک شدن به مرز کاهش نوترون3، زمان واپاشی کاهش می‌یابد. بنابراین، هر چه تعداد نوترون‌های بیشتری جذب شود، احتمال وقوع واپاشی بتا بیشتر می‌شود. محصول واپاشی بتا در این دوره زمانی، ممکن است لزوماً پایدار نباشد (در واقع بعید است که باشد)، اما به راحتی قادر به گرفتن نوترون‌ها در یک چرخه پیوسته از جذب و واپاشی خواهد بود. بنابراین، طلا از یک واپاشی بتا پر جرم از نوترون هسته‌های فراوان آهن تشکیل نمی‌شود، بلکه واپاشی بتا در هسته‌های غنی‌تر از پروتون، مانند 198Hg جیوه، که خود نتیجه نهایی یک توالی طولانی از رویدادهای جذب و واپاشی است، ایجاد می‌شود.عملیات شکافت بر روی عناصر سنگین‌تر، به فرآیند جذب نوترون/واپاشی بتا اضافه شده است، که باعث می‌شود عناصر سنگین‌تر به عناصر سبک‌تر شکسته شوند[9]. محصولات شکافت ممکن است خودشان به هسته‌های اولیه برای جذب/واپاشی بیشتر بازیافت شوند یا ممکن است به فراوانی نهایی یک رویداد فرایند R کمک کنند. انرژی برانگیختگی، سنگین‌ترین هسته‌هایی را که می‌توان در یک فرایند R تولید شود را تعیین می‌کند. فرآیند R با شکافت ناشی از نوترون خاتمه می‌یابد[17]، و حضور آن یک عامل پیچیده‌تر در مدل‌سازی فرآیند R است. وجود عناصر سنگین‌تر در طیف‌سنجی ستاره‌های هاله کهکشانی4 نشان می‌دهد که فرآیند R باید در این عناصر نقش داشته باشد، زیرا طول عمر این ستارگان مانع از مشارکت مقادیر قابل توجهی از عناصر سنگین‌تر از طریق سازوکار فرآیند S می‌شود.
برخورد ستاره‌های نوترونی
مطالعات[9] نشان داده‌اند مشروط بر اینکه نسبت‌های نوترون به پروتون به اندازه کافی بالا باشند، در یک سیستم با آنتروپی به اندازه کافی بالا، مکانیسم‌های فرآیند R می‌تواند تقویت شود. ادغام یک ستاره نوترونی (منبع بسیار خوب نوترون) با یک ستاره همدم (ستاره نوترونی دیگر، یک سیاه‌چاله یا احتمالاً یک کوتوله سفید)، آنتروپی کمتر را از طریق سطوح نوترونی بسیار بالا، جبران می‌کند (چگالی‌هایی مانند 1033 در هر سانتی‌متر مکعب، که می‌تواند زنجیره‌های فرآیند R را که منجر به تولید عناصر سنگین می‌شود، امکان پذیر کند). مطالعات ناتمام در این زمینه نشان می‌دهد که هیچ هسته‌ای سبک‌تر از A=130 تولید نخواهد شد. همراه با نادر بودن چنین اتفاقی، سهم این فرآیند در هسته‌زایی طلا و سایر عناصر سنگین محدود می‌باشد.

نتیجه‌گیری
تولید طلا به دلیل تعداد زیاد پروتون‌ها در هسته خود به فرآیندهای بسیار پیچیده، نادر و سریع وابسته است، که به طور عمده با فرآیند R در ابرنواختر نوع II اتفاق می‌افتد. آزاد شدن انرژی عظیمی که طلا را به وجود می‌آورد، توزیع آن در کهکشان را نیز هدایت می‌کند و به آن اجازه می‌دهد تا با توده‌های پیش ستاره مخلوط شود، و در مورد سامانه خورشیدی، به شکل‌گیری سیارات کمک کرده است، جایی که کشف و آرزوی آن برای انسان‌ها در دسترس می‌باشد. [18]

ترجمه: کیوان صانعی

دانلود مقاله

دانلود پوستر مقاله

سرچشمه‌ها: